Exoplanet.html
 
| ca | de | en | es | fr | it | nl | no | pl | pt | ru | ro | fi | sv | tr | vo |


 

En konstnärs framställning om hur en solnedgång på exoplaneten HD 188753 Ab skulle kunna se ut

En extrasolär planet, eller exoplanet, är en planet som befinner sig utanför vårt eget solsystem. Fram till december 2008 hade 333 exoplaneter upptäckts.[1] Den stora majoriteten upptäcks genom flera olika indirekta metoder i stället för att observeras direkt, [1] och de flesta är också massiva jätteplaneter i storleksklass som Jupiter men mer liknande sammansättningen i de jordlika planeterna av sten och metall.

Extrasolära planeter blev ämne för vetenskaplig undersökning under 1850-talet. Astronomer trodde i och för sig allmänt att de existerade, men det var inte känt hur vanliga eller hur lika de var planeterna i vårt solsystem. De första bekräftade upptäckterna gjordes under 1990-talet och sedan år 2000 har fler än femton upptäckts årligen, hittills flest under 2007. I dagsläget uppskattar man att minst 10 % av de solliknande stjärnorna har planeter, men den verkliga siffran kan vara mycket högre.[2] Upptäckten av exoplaneter aktualiserar naturligtvis ytterligare frågan huruvida någon av dessa kan upprätthålla utomjordiskt liv.[3]

För närvarande ser Gliese 581 c, den tredje planeten till den röda dvärgen Gliese 581 (ungefär 20 ljusår från jorden), ut att vara det bästa exemplet på en stenig exoplanet som kretsar nära den beboeliga zonen runt sin stjärna. Om man använder strikta termer, så är den utanför Guldlocks zon, men det kan förhålla sig så att växthuseffekten ökar dess yttertemperatur så pass att den kan hysa flytande vatten.

Innehåll

redigera Upptäcktshistoria

redigera Tillbakadragna upptäckter

Obekräftat fram till 1988, så har man länge trott att exoplaneter kan vara möjliga, och spekulationer om planeter som kretsar runt fixa stjärnor kan man hitta till minst i början av 1700-talet, med Isaac Newton's General Scholium (1713).

Vårt solsystem jämfört med systemet hos 55 Cancri.

Anspråk på upptäckter av exoplaneter har gjorts sedan 1800-talet. Några av de tidigaste involverar dubbelstjärnan 70 Ophiuchi. År 1855, rapporterade kapten W. S. Jacob vid Brittiska Ostindiska Kompaniets Madras Observatory avvikelser i omloppsbanan som gjorde det "högst troligt" att det fanns en "planetarisk kropp" i detta system.[4] Under 1880-talet, bekräftade Thomas J. J. See vid University of Chicago och United States Naval Observatory avvikelserna i omloppsbana berodde på existensen av en mörk kropp i 70 Ophiuchi systemet med en omloppstid på 36 år runt en av stjärnorna.[5] Fast, Forest Ray Moulton publicerade snart en avhandling som bevisade att ett trekroppssystem med dessa omloppsbane-parametrar skulle vara mycket instabilt.[6] Under 1950- och 1960-talet gjorde Peter van de Kamp vid Swarthmore College flera betydande anspråk av upptäckter, denna gång för en planet som skulle kretsa runt Barnards stjärna.[7] I dag betraktar astronomerna allmänt dessa tidiga rapporter som felaktiga.

År 1991 gjorde Andrew Lyne, M. Bailes och S.L. Shemar anspråk på upptäckten av en pulsarplanet i omloppsbanan runt PSR 1829-10, genom att använda pulsar timing variationer.[8] Detta anspråk fick mycket uppmärksamhet, men Lyne och hans team tog snart tillbaka det.[9]

Vårt inre solsystem placerad bakom omloppsbanorna för planeterna HD 179949 b, HD 164427 b, Epsilon Reticuli Ab, och Mu Arae b (alla moderstjärnor är i centrum).

redigera Offentliggjorda upptäckter

Den första publicerade upptäckt som som senare blivit bekräftad gjordes 1988 av de kanadensiska astronomerna Bruce Campbell, G. A. H. Walker, and S. Yang.[10] Deras observationer med radialhastighet antydde att en planet kretsade runt stjärnan Gamma Cephei. De fortsatte att vara försiktiga om sitt påstående att detta var en riktig planetär upptäckt, och skepsisen var utbredd bland astronomerna gällande denna och andra liknande observationer. Detta berodde till största del på att observationerna låg på gränsen till av vad forskarnas instrument klarade av vid tidpunkten. En annan källa till förvirring var att några av de möjliga planeterna kan ha varit bruna dvärgar, objekt som ligger mellan stjärnor och planeter när det gäller massan.

Under de följande åren publicerades ytterligare observationer som stödde teorin om att det verkligen var en planet som kretsade runt Gamma Cephei,[11] fast observationer gjorda under 1992 gjorde så att man betvivlade det.[12] Slutligen under 2003, lyckades man bekräfta existensen av en planet runt Gamma Cephei.[13]

I början av 1992 tillkännagav radioastronomerna Aleksander Wolszczan och Dale Frail att man hade funnit planeter runt pulsaren PSR 1257+12.[14] Denna upptäckt bekräftades snabbt, och anses vara den första definitiva upptäckten av exoplaneter. Man tror att dessa planeter bildades från ovanliga efterlämningar av den supernova som producerade pulsaren, i en andra omgång av planetbildning kan de stenkärnor till gasjättar överlevt supernovan och gått in i deras nuvarande omloppsbanor.

Den 6 oktober 1995 tillkännagav Michel Mayor och Didier Queloz vid University of Geneva den första definitiva upptäckten av en exoplanet som kretsar runt en normal stjärna (51 Pegasi).[15]

Denna upptäckt gjordes vid Observatoire de Haute-Provence och visade vägen till den moderna eran av exoplanetupptäckter. Teknologiska framsteg, speciellt den högupplösta spektroskopin, gjorde att man kunde upptäckta exoplaneter i en allt snabbare takt. Dessa framsteg gjorde att astronomerna kunde upptäcka exoplaneter indirekt genom att mäta dess gravitationella påverkan på dess moderstjärna. Flera exoplaneter upptäcktes snart genom observationer på stjärnans apparenta luminositet när planeten passerade framför den.

Till dags datum har 277 exoplaneter upptäckts,[1] inklusive några få kontroversiella anspråk från det sena 1980-talet.

redigera Upptäcktsmetoder

Planeter är extremt ljussvaga ljuskällor jämfört med dess moderstjärnor. Vid synliga våglängder, har de vanligen mindre än en miljondel av dess moderstjärnas ljusstyrka. Till detta kommer svårigheten att upptäcka en sådan ljussvag källa; moderstjärnan bländar ut planetens svaga sken. På grund av dessa anledningar kan nuvarande teleskop endast direkt fotografera exoplaneter vid extremt få fall. Mer specifikt kan det vara möjligt att fotografera när planeten är mycket stor (betydligt större än Jupiter), när den är tillräckligt distanserad från moderstjärnan och om den är så het att den sänder ut intens infraröd strålning.

Den största delen av exoplaneterna har upptäckts igenom indirekta metoder:

Ett diagram som visar hur en exoplanet kretsar runt en större stjärna kan skapa ändringar i position och hastighet hos stjärnan när de kretsar runt deras båda masscentrum.
  • Astrometri: Astrometri består av att mäta en stjärnas position på stjärnhimlen och observera för förändringar i läge över tid. Om stjärnan har en planet, kommer påverkan från gravitationen att orsaka att stjärnan själv rör sig i en liten cirkel eller i en elliptisk omloppsbana (se animation till höger).
  • Radialhastighet eller dopplereffekt: Variationer i hastigheten då stjärnan närmar sig jorden eller rör sig ifrån den, kan upptäckas genom förskjutning i moderstjärnans spektrallinje på grund av dopplereffekten. Detta har varit den metod som hittills givit flest upptäckter.
  • Pulsar timing: En pulsar sänder ut radiovågor med extrem regelbundenhet när den roterar. En liten avvikelse av timingen från radiopulserna kan användas för att spåra skiftningar i pulsarens position orsakad av närvarandet av planeter.
  • Förmörkelsemetoden: Om en planet korsar framför dess moderstjärnas skiva, så kan man observera en liten förändring i stjärnans ljusstyrka. Hur mycket förändringen blir beror på stjärnans storlek och planetens storlek.
  • Gravitational microlensing: Microlensing inträffar när en stjärnas gravitationsfält fungerar som en lins, förstorar ljuset från en avlägsen bakgrundsstjärna. Möjliga planeter som kretsar runt stjärnan i förgrunden kan orsaka anomaliteter som kan observeras.
  • Cirkumstellära skivor: Skivor av rymdstoft finns omkring många stjärnor, och detta stoft kan upptäckas eftersom det absorberar vanligt ljus från stjärnor och istället sänder ut infraröd strålning. Föremål i skivan kan innebära närvaron av planeter.
  • Förmörkelsevariabler: I ett dubbelstjärnesystem, kan planeten upptäckas genom att hitta variationer i minimumet när den går framåt och tillbaka. Detta är den mest pålitliga metoden att upptäcka planeter i ett dubbelstjärnesystem.
  • Omloppsfas: Precis som månen och Venus, kan exoplaneter också ha faser. Omloppsfaserna beror på inklination av omloppsbanan. Genom att studera omloppsfaser kan forskare räkna ut partikelstorlekar i planeternas atmosfär.
  • Polarimetri: Ljus från stjärnorna blir polariserat när det interagerar med atmosfäriska molekyler, vilka kan upptäckas med polarimeter. Hittills har bara en planet blivit studerad genom denna metod.

Om man bortser från några få undantag, har alla exoplaneter blivit upptäckta genom jordbaserade teleskop. Flera av dessa metoder kan dock ge ännu bättre resultat om teleskopet ligger utanför atmosfären. COROT (uppskjuten i december 2006) är det enda aktiva teleskopet i omloppsbana som har till uppdrag att observera exoplaneter. Hubble-teleskopet har också hittat ett par planeter. Det finns många planerade eller föreslagna rymdteleskop, bland annat Kepler, New Worlds Mission, Darwin, Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder och PEGASE.

redigera Simulering

För att stödja och verifiera de fynd som görs med direkta metoder genomförs även omfattande numeriska undersökningar. Nyligen presenterades vid Institutionen för astronomi vid Stockholms universitet en avhandling som belyser dagsläget[16]. Forskarna har studerat hur protoplaneter inbäddade i en protoplanetär skiva uppträder vid olika fysikaliska förutsättningar och hydrodynamiska instabiliteter. Binära system, typiskt täta Tau Tauri-sytem har ägnats särskild uppmärksamhet.

redigera Förekomster

Det första system som upptäcktes ha mer än en planet var y And. Tjugo sådana flerplanetsystem är nu kända. Tillsammans med de kända exoplaneterna finns det fyra pulsarplaneter som kretsar runt två separata pulsarer. Dessutom finns infraröda observationer av cirkumstellära skivor med rymdstoft bestående av miljoner planetesimaler i flera exoplanetsystem.

Konceptbild av HD 113766-systemet med sin protoplanetära skiva kring HD 113766 A och följeslagaren HD 113766 B

redigera Flerstjärnesystem

Bara cirka 20 % av alla exoplaneter som har upptäckts ligger i dubbelstjärnsystem eller system med fler stjärnor. Separationen mellan stjärnorna i dessa system är i de flesta fall väldigt stor, som dubbelstjärnorna Tau Boötis och HD 80606 är exempel på. I tätare system påverkar gravitationella störningar från systemets ena stjärna planetbildningen runt den andra. Några planeter har dock upptäckts även i system där separationen är så liten som 20 ae. Hur planeter kan bildas i en sån miljö är en förbryllande och viktig fråga. En internationell forskargrupp ledd av Institutionen för astronomi vid AlbaNova har därför nyligen undersökt bildandet av beboeliga planeter runt den mest kända dubbelstjärnan, närmaste grannen Alfa Centauri, där man hittills inte har funnit några planeter. Man kom fram till att en region kring 0,5 ae förmodligen är den bästa platsen att leta efter möjliga jordliknande planeter i framtida observationer.[17]

redigera Namngivning

Den första planeten som upptäcks i ett system får bokstaven "b" efter stjärnnamnet (till exempel 51 Pegasi b). Nästa planet skulle till exempel få beteckningen "51 Pegasi c", och följande "51 Pegasi d", och så vidare.

redigera Jordliknande planeter

redigera Gliese 581 c

Gliese 581 c i stjärnbilden Vågen, 20,4 ljusår från Jorden är den hittills mest jordlika planeten man upptäckt. Att planeten ligger i den beboeliga zonen möjliggör förekomsten av flytande vatten, även om man ännu inte funnit faktisk förekomst av detta. Då planeten alltid vänder samma sida mot sin stjärna, Gliese 581, verkar dock inte hela planeten möjliggöra liv, utan bara i skarven mellan den mörka och den ljusa sidan.

redigera Gliese 876 d

En konstnärs version av den steniga planeten som kretsar kring Gliese 876.

Tidigare ansåg man att Gliese 876 d var den mest jordliknande planeten vi upptäckt. Ett år på denna planet varar inte mer än knappt två jorddygn. Den korta omloppstiden beror på att planeten kretsar så nära sin egen stjärna. Att planeten är belägen så nära sin stjärna har givetvis ett avgörande inflytande på dess klimat. På planetens dagsida ligger temperaturen någonstans mellan 200 och 400°C, vilket omöjliggör flytande vatten. I kombination med den skoningslösa hettan gör detta med största sannolikhet planeten till en karg plats med våldsam geologisk aktivitet och kanske till och med sjöar av flytande magma. Detta klimat utesluter intelligenta livsformer liknande dem som vi känner till, men om temperaturen skulle vara så "låg" som 121°C så skulle jordiska livsformer kunna finnas där. Man kan dock med säkerhet inte utesluta att det skulle kunna finnas livsformer som kan stå emot Gliese 876 d ogästvänliga klimat.

redigera Teleskop i jakten på jordliknande planeter

För att hitta fler exoplaneter använder sig forskarna av teleskop baserade i rymden samt teleskop på Jorden, som det på Keck-observatoriet.

redigera Se även

redigera Källor

  1. ^ a b c Schneider, Jean (2007-04-25). Interactive Extra-solar Planets Catalog. The Extrasolar Planets Encyclopedia. Hämtat 2008-12-15.
  2. ^ Marcy, G.; Butler, R.; Fischer, D.; et.al. (2005). "Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities". Progress of Theoretical Physics Supplement 158: 24 – 42. 
  3. ^ Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life. JPL Terrestrial Planet Finder website. Hämtat 2006-07-21.
  4. ^ Jacob, W.S. (1855). "On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 15: 228. 
  5. ^ See, Thomas Jefferson Jackson (1896). "Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body". The Astronomical Journal 16: 17. 
  6. ^ Sherrill, Thomas J. (1999). "A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See". Journal for the history of astronomy 30. Hämtat 2007-08-27. 
  7. ^ van de Kamp, Peter (August 1969). "Alternate dynamical analysis of Barnard's star". The Astronomical Journal 74: 757-759. Hämtat 2007-08-27. 
  8. ^ Bailes, M.; Lyne, A.G.; Shemar, S.L. (1991). "A planet orbiting the neutron star PSR1829-10". Nature 352: 311 – 313. 
  9. ^ Lyne, A.G.; Bailes, M. (1992). "No planet orbiting PS R1829-10". Nature 355 (6357): 213. 
  10. ^ Campbell, B.; Walker, G. A. H.; Yang, S. (1988). "A search for substellar companions to solar-type stars". Astrophysical Journal, Part 1 331: 902 – 921. 
  11. ^ Lawton, A. T.; Wright, P. (1989). "A planetary system for Gamma Cephei?". British Interplanetary Society, Journal 42: 335 – 336. 
  12. ^ Walker, G. A. H.; Bohlender, D. A.; Walker, A. R.; Irwin, A. W.; Yang, S. L. S.; Larson, A. (1992). "Gamma Cephei - Rotation or planetary companion?". Astrophysical Journal, Part 2 - Letters 396 (2): L91 – L94. 
  13. ^ Hatzes et al. (2003). "A Planetary Companion to Gamma Cephei A". The Astrophysical Journal 599 (2): 1383 – 1394. 
  14. ^ Wolszczan, A.; Frail, D. A. (1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12". Nature 355: 145 – 147. 
  15. ^ Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). "A Jupiter-mass companion to a solar-type star". Nature 378: 355 – 359. 
  16. ^ Miguel de Val Borro; Studies of Gas Disks in Binary Systems, Stockholms universitet (nov 2008). ISBN 978-91-7155-776-6
  17. ^ Philippe Thebault m fl; Planet formation in the habitable zone of alpha Centauri B arXiv (nov 12008)

redigera Externa länkar
All Right Reserved © 2007, Designed by Stylish Blog.